Группа карме - Carme group

В Группа карме это группа ретроградный нерегулярные спутники из Юпитер которые следуют аналогичным орбиты к Карме и считается, что они имеют общее происхождение.

Их полуглавные оси (расстояния от Юпитера) от 22,9 до 24,1 Gm, их орбитальные наклонения между 164,9 ° и 165,5 °, а их орбитальные эксцентриситеты от 0,23 до 0,27 (за одним исключением).

На этой диаграмме показаны самые большие неправильные спутники Юпитера. Расположение группы Карме иллюстрируется присутствием Карме в нижней части середины. Положение объекта на горизонтальной оси указывает его расстояние от Юпитера. Вертикальная ось указывает его склонность. Эксцентриситет обозначается желтыми полосами, показывающими максимальное и минимальное расстояние объекта от Юпитера. Круги показывают размер объекта по сравнению с другими.


Основные члены включают (отрицательный период указывает на ретроградную орбиту):[1][2]

На этой диаграмме сравниваются орбитальные элементы и относительные размеры основных членов группы Карме. Горизонтальная ось показывает их среднее расстояние от Юпитера, вертикальная ось - их орбитальный наклон, а кружки - их относительные размеры.
ИмяДиаметр
(км)		Период
(дней)		Примечания
Карме46.7−756.09самый большой член и прототип группы
Тайгете5−691.62
Eukelade[3]4−735.03
Эйрен[3]3−739.53
Халдена4−691.25
Исоное4−727.65
Калыке6.9−697.41существенно краснее остальных
Эринома3−739.53
Aitne3−727.95
Капуста2−685.07
Pasithee2−699.28
S / 2003 J 9 (наверное)[3]1−739.29
(–701.85)[4]		потерял

В Международный астрономический союз (IAU) резервирует имена, оканчивающиеся на -e для всех ретроградных лун.

Источник

Очень низкий разброс из иметь в виду1 орбитальные элементы среди основных элементов (группа разделена менее чем на 700 000 км по большой полуоси и менее 0,7 ° по наклону) предполагает, что группа Карме, возможно, когда-то была единым телом, которое было разбито на части в результате удара. Разброс можно объяснить очень малым импульсом скорости (5 <δV <50 м / с).[5] Родительское тело, вероятно, было размером с Карме, 46 км в диаметре; 99% массы группы по-прежнему находится в Карме.[6]

Дальнейшее подтверждение происхождения единого тела исходит от известных цветов: все2 спутники выглядят светло-красными, с показатели цвета B-V = 0,76 и V-R = 0,47[7]и инфракрасный спектры, похожий на Астероиды D-типа.[8]Эти данные согласуются с предшественником из Семья Хильды или Юпитер Троян.

1Оскулирующий орбитальные параметры неправильных спутников Юпитера сильно меняются за короткие промежутки времени из-за сильного возмущения Юпитера. Например, сообщалось об изменениях большой полуоси на 1 Gm за 2 года, эксцентриситета на 0,5 за 12 лет и на 5 ° за 24 года. Средние орбитальные элементы - это средние значения, вычисленные путем численного интегрирования текущих элементов за длительный период времени, используемые для определения динамических семейств.
2За исключением Калыке, существенно краснее.

Эта диаграмма показывает группу Ananke в том же масштабе, что и другая диаграмма, демонстрируя ее широкую дисперсию по сравнению с компактной группой Carme (см. Соответствующую диаграмму).
Эта диаграмма показывает компактность группы Карме.

Рекомендации

  1. ^ Скотт С. Шеппард, Дэвид С. Джуитт, Кэролайн Порко Внешние спутники Юпитера и трояны, В: Юпитер. Планета, спутники и магнитосфера. Под редакцией Фрэн Багенал, Тимоти Э. Доулинг, Уильям Б. Маккиннон. Кембриджская планетология, Vol. 1, Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета, ISBN  0-521-81808-7, 2004, с. 263 - 280Полный текст (pdf). В архиве 14 июня 2007 г. Wayback Machine
  2. ^ Давид Несворны, Кристиан Боге и Люк ДонесКоллизионное происхождение семейств нерегулярных спутников, Астрономический журнал, 127 (2004), стр. 1768–1783 Полный текст.
  3. ^ а б c Перечислен Несворным 2004 как возможный член, не перечисленный Шеппардом 2004; элементы орбиты, подтвержденные Якобсоном 2004 г.
  4. ^ Грей, Билл. «Псевдо-MPEC для S / 2003 J 4». projectpluto.com. Получено 18 июля 2018.
  5. ^ Дэвид Несворны, Хосе Л. А. Альвареллос, Люк Донес и Гарольд Ф. ЛевисонОрбитальная и столкновительная эволюция нерегулярных спутников, Астрономический журнал,126 (2003), страницы 398–429. (pdf)
  6. ^ Шеппард, Скотт С.; Джевитт, Дэвид С. (5 мая 2003 г.). «Обильная популяция небольших спутников неправильной формы вокруг Юпитера». Природа. 423 (6937): 261–263. Bibcode:2003Натура.423..261С. Дои:10.1038 / природа01584. PMID  12748634.
  7. ^ Грав, Томми; Холман, Мэтью Дж .; Gladman, Brett J .; Акснес, Кааре Фотометрическая съемка нерегулярных спутников, Икар, 166, (2003), стр. 33-45. Препринт
  8. ^ Томми Грав и Мэтью Дж. ХолманФотометрия неправильных спутников Юпитера и Сатурна в ближнем инфракрасном диапазоне, Астрофизический журнал, 605, (2004), стр. L141 – L144 Препринт